塵粒子の整列機構：

輻射トルクと散乱特性の定量的評価

にむけて

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整列を示す偏光の観測

整列の理論(1)～(3)輻射トルク説を支持する観測 (1)～(3)

今後の課題

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松村雅文（香川大学教育学部）

はじめに： 整列を示す偏光観測

• 星間塵星間塵星間塵星間塵のののの整列整列整列整列：

–遠方の恒星の光には、直線偏光成分（星間偏光または２色性減光） Hiltner(1949）, Hall(1949)

–→星間塵： 光学的に非等方 ＋ 整列している

• ・・・ diffuse な領域での話

• 暗黒雲暗黒雲暗黒雲暗黒雲でのでのでのでの偏光偏光偏光偏光のののの観測観測観測観測 (近赤外近赤外近赤外近赤外やややや遠赤外遠赤外遠赤外遠赤外) ：：：：• 近赤外の減光／遠赤外の放射 Av～10mag. でも整列

• YSO(大質量天体)の円偏光の観測– Pc ~ 15% (K) BN OMC1 Bailey+ 1998 など– Pc ~ 22% (K) NGC6334V Menard+ 2000,

Kwon+ 2013

• Kwon+ 2013• NGC6334

– Pc～22％

• 整列なしの多重散乱モデル

→ Pc～数%

• 塵粒子の整列を示唆

–但し、どのように円偏光が作

られるかは、幾

つか可能性

整列の理論(1) 内部整列• 内部整列 internal alignment

–最大の慣性モーメント軸A と 角運動量ベクトルJの整列

–非弾性緩和 Purcell 1979– Barnett 緩和 Purcell 1979

• 回転する常磁性物体： 電子のスピンに関連して磁化緩和の時間スケール～107

秒

–核緩和 nuclear relaxation Lazarian & Draine 1999

• 核のスピンに関連して磁化 ～10秒 速い！

• 通常 「A // J」 と考えてよい• 角運動量J の 磁場B への整列は？

• “定説定説定説定説”？？？？のののの整列機構整列機構整列機構整列機構：

–常磁性緩和常磁性緩和常磁性緩和常磁性緩和による整列（Davis & Greenstein, 1951)

–常磁性緩和による整列の効率は悪い。• DG機構による整列の時間スケール ｔDG

• tDG ~ Iω ／（Vχ”B2） ~ 107

年

I: 慣性モーメント、ω： 角速度、V:塵の体積 χ”：磁化率の虚数部分B: 磁場の強さ Spitzer 1978

• → 必要な磁場： 10-5 gauss > 10-6 gauss （他の観測）

• 機構の改良–磁化率の虚数部分χ“→超常磁性? Jones & Spitzer (1967)

–塵表面でのＨ２

分子の合成によるトルク？ Purcell(75,79)

– “60年に渡る問題”とされた。

(2) DG整列機構

(3) 別の整列機構：輻射トルクの整列• 輻射トルク（Ｒａｄｉａｔｉｖｅ Torques, RAT）による整列

– Dolginov & Mitrofanov 1976

– Draine & Weingartner 1996 • … It therefore appears that the longstanding mystery has

been solved -- the observed alignment of interstellar grains is due to radiative torques produced by anisotropic starlight! (189th AAS Meeting, 1996)

• 不規則形状の光散乱の計算： DDA (Discrete Diode Array)• ここでは、RATによる回転の加速 → DG機構による整列

– Draine & Weingartner 1997 以降は、ＤＧ機構（常磁性緩和）を必要としていない。

輻射トルクによる整列（続き）

• 今のＲＡＴによる整列の説明 Lazarian & Hoang 2007など

• 塵粒子の形状に、“ねじれ”• → 輻射の散乱・吸収でトルク → 角運動量

• → Barnett効果により、磁気モーメントが生じる• → 星間磁場について、Larmor歳差運動をする• → 磁場の方向B と 角運動量ベクトルJ → 平行

Draine & Weingartner(1996) Lazarian & Hoang(2007)

Lazarian & Hoang(2007)： RATs特性の評価は、限られた形状のみ。

• “Trajectory Map”

–ξ：BとJのなす角

– Lazarian & Hoang (2008) ApJ 676 L25

観測的な証拠(1)• Whittet + 2008

– YSOの偏光効率（pλ

／τλ

) は、field star の偏光効率よりも大きい 。

–上： field stars–下： YSO

• 輻射が強い領域で、偏光効率が高い。

• → 輻射トルクによる整

列を支持。

観測的な証拠(2) HD 97300 領域

HD 97300: T Tau star in the Chamaeleon I cloud

Anderssson et al. 2011

• Lazarian & Hoang (2007) MN 378, 910

–ψ： 磁場Bと光の進行方向kがなす角度

– Qe1max: ｋ方向の

輻射トルク成分

– Qe2max: kと最大

慣性軸方向を含

む平面内の成分

観測的な証拠(３)

• 以下の話は、Matsumura, Kameura + 2011 (PASJ 63, L43) から

• OAO 188cm望遠鏡 & HBS

• 観測期間：– 2008年1月、同10～11月、– 2009年1月。

• 観測精度：–無偏光標準星の観測–偏光度で、0.04～0.07％程度

• 経験的に、Pλ

/Aλ

～ exp(－β/λ)(但しλ＝0.4～0.8μm)

・β：パラメータ

βが大（傾きが大）・・・

短波長で偏光効率が悪い。

偏光効率 Pλ

/Aλ

の波長依存

輻射トルク説の予測： ダスト温度

• 輻射トルクの効率: 小さな粒子ほど、悪い→ 小さい粒子の整列の程度は低い。

–輻射場の強度が小さくなる

→ 小さい塵の整列の効率：より悪くなる

→ 短波長での偏光効率：悪くなる ・・・β：大きくなる

• 一方、輻射場の強度が小さくなると、塵粒子の温度Tdustは低くなるはずである。

• このため、Tdust とβに、負の相関が期待される。

Tdust とβの相関

• Schlegel et al. (1998) のTdust

• 減光の波長依存は、Fitzpatrick & Massa （2007）など。

●：プレアデスの星々（今回の観測）、

▲は、Seki & Matsumura (1996),、■はWhittet et al. (2001)、白丸○は、Weitenbeck (1999)、＊はSerkowski et al. (1975) による。

Tdust とβの相関(続き)

• 個々の星のRvを求めて、使用した。 →（ｂ）

• Rvの誤差が大きい場合も多い。→ プレアデスの星

については、HD23512の減光を使った場合も示した。

→（ｃ）

相関係数～－0.5

10-1251002

wavelength

10-1

5

100

5

101

A( λ

) [m

ag.]

p

( λ)

[%]

HD 204827

HD 147084

Data: Martin et al. 1999

所で、紫外域の偏光が意味するものは？

[μｍ]

Martin et al. 1999

紫外域でも、ほぼ

Pλ

/Aλ

∝ exp(－β/λ)

Data: Martin et al 1999

• 紫外域の偏光の意味？：

• 小さい塵粒子は、DG機構で整列？

→紫外域の偏光に

利く？

(Lazarian（2007)• tDG ~Iω／（Vχ”B2

）

→磁場の強度？

今後の課題： RATで良さそうだが…• (1) Carbon Grainは無整列？ なぜ？

– 3.4μm C-Hのバンド：偏光なし。 Chiar+2006

• (2) 紫外域の星間偏光の意味は？磁場の強さ？• (3) YSO周囲の輻射伝達： モデルにまだ課題

–整列した塵粒子による多重散乱： モンテカルロ法Matsumura & Bastien + ： やりかけ

• モデルに課題が残る。厳密な扱いは難しい。• 散乱でどちらの方向に光子が進むか？ （θ、φ）

– 無整列の場合、φはランダム。– 整列した場合、（θ、φ）は、入射光の（q,u,v)に依存

• 光学的厚さ： 整列しているなら、（q,u,v)にも依存

• (4) 塵のRATと散乱特性→同時評価が必要